Disque protoplanétaire. Crédit : ESO/L. Trottoir
Les astronomes ont réussi à relier les propriétés des planètes intérieures de notre système solaire à notre histoire cosmique : avec l’émergence de structures annulaires dans le disque tourbillonnant de gaz et de poussière dans lequel ces planètes se sont formées. Les anneaux sont associés à des propriétés physiques de base telles que la transition d’une région externe où la glace peut se former où l’eau ne peut exister que sous forme de vapeur d’eau. Les astronomes ont utilisé une multitude de simulations pour explorer différentes possibilités d’évolution de la planète intérieure. Les régions internes de notre système solaire sont un résultat rare, mais possible, de cette évolution. Les résultats ont été publiés dans Nature Astronomy.
L’image à grands traits de la formation des planètes autour des étoiles n’a pas changé depuis des décennies. Mais de nombreux détails sont encore inexpliqués – et la recherche d’explications est une partie importante de la recherche actuelle. Maintenant, un groupe d’astronomes dirigé par Andre Izidoro de l’Université Rice, qui comprend Bertram Bitsch de l’Institut Max Planck d’astronomie, a trouvé une explication pour laquelle les planètes intérieures de notre système solaire ont les propriétés que nous observons.
Cette image, prise avec l’observatoire ALMA en 2014, a été la première à révéler une structure en forme d’anneau dans un disque protoplanétaire – dans ce cas, le disque autour de la jeune étoile HL Tauri. Le disque visible a un rayon d’un peu plus de 100 unités astronomiques, c’est-à-dire plus de 100 fois la distance moyenne Terre-Soleil. A titre de comparaison : dans notre système solaire, la distance maximale de Pluton au Soleil s’élève à environ 50 unités astronomiques. La recherche décrite ici montre le rôle clé que des structures en forme d’anneau comme celle-ci sont susceptibles d’avoir joué dans la genèse de notre système solaire. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), NSF
Un disque tourbillonnant et des anneaux qui changent tout
L’image à grands traits en question est la suivante : Autour d’une jeune étoile, un « disque protoplanétaire » de gaz et de poussière se forme, et à l’intérieur de ce disque se développent de petits corps de plus en plus gros, atteignant finalement des diamètres de milliers de kilomètres, c’est-à-dire : devenir planètes. Mais ces dernières années, grâce aux méthodes d’observation modernes, l’image moderne de la formation des planètes a été affinée et modifiée dans des directions très spécifiques.
Le changement le plus frappant a été déclenché par une image littérale : la première image prise par le ALMA observation après son achèvement en 2014. L’image montrait le disque protoplanétaire autour de la jeune étoile HL Tauri avec des détails sans précédent, et les détails les plus étonnants se résumaient à une structure imbriquée d’anneaux et de lacunes clairement visibles dans ce disque.
Au fur et à mesure que les chercheurs impliqués dans la simulation des structures de disques protoplanétaires ont pris en compte ces nouvelles observations, il est devenu clair que de tels anneaux et espaces sont généralement associés à des « bosses de pression », où la pression locale est quelque peu inférieure à celle des régions environnantes. Ces changements localisés sont généralement associés à des changements dans la composition du disque, principalement dans la taille des grains de poussière.
Trois transitions clés qui produisent trois anneaux
En particulier, il existe des bosses de pression associées à des transitions particulièrement importantes dans le disque qui peuvent être directement liées à la physique fondamentale. Très près de l’étoile, à des températures supérieures à 1400 Kelvin, les composés de silicate (pensez aux “grains de sable”) sont gazeux – il fait tout simplement trop chaud pour qu’ils existent dans un autre état. Bien sûr, cela signifie que les planètes ne peuvent pas se former dans une région aussi chaude. En dessous de cette température, les composés de silicate se « subliment », c’est-à-dire que tous les gaz de silicate passent directement à l’état solide. Cette bosse de pression définit une frontière intérieure globale pour la formation de la planète.
Plus loin, à 170 Kelvin (–100 degrés Celsius), il existe une transition entre la vapeur d’eau d’une part et la glace d’eau d’autre part, appelée ligne des neiges d’eau. (La raison pour laquelle la température est tellement inférieure à la température standard de 0 degré Celsius où l’eau gèle sur Terre est la pression bien inférieure à celle de l’atmosphère terrestre.) À des températures encore plus basses, 30 Kelvin (–240 degrés Celsius) correspond à la limite des neiges en CO. ; en dessous de cette température, le monoxyde de carbone forme une glace solide.
Des bosses de pression comme pièges à cailloux
Qu’est-ce que cela signifie pour la formation des systèmes planétaires ? De nombreuses simulations antérieures avaient déjà montré comment de telles bosses de pression facilitaient la formation de planétésimaux – les petits objets, entre 10 et 100 kilomètres de diamètre, que l’on pense être les éléments constitutifs des planètes. Après tout, le processus de formation commence beaucoup, beaucoup plus petit, à savoir avec des grains de poussière. Ces grains de poussière ont tendance à s’accumuler dans la région de basse pression d’une bosse de pression, car les grains d’une certaine taille dérivent vers l’intérieur (c’est-à-dire vers l’étoile) jusqu’à ce qu’ils soient arrêtés par la pression plus élevée à la limite intérieure de la bosse.
À mesure que la concentration de grains au niveau de la bosse de pression augmente, et en particulier que le rapport entre la matière solide (qui a tendance à s’agréger) et le gaz (qui a tendance à séparer les grains) augmente, il devient plus facile pour ces grains de former des cailloux, et pour ces cailloux pour agréger en objets plus grands. Les cailloux sont ce que les astronomes appellent des agrégats solides avec des tailles comprises entre quelques millimètres et quelques centimètres.
Le rôle des bosses de pression pour le système solaire (interne)
Mais ce qui était encore une question ouverte était le rôle de ces sous-structures dans la forme globale des systèmes planétaires, comme notre propre système solaire, avec sa distribution caractéristique de planètes intérieures rocheuses, terrestres et de planètes gazeuses extérieures. C’est la question qu’ont abordée Andre Izidoro (Rice University), Bertram Bitsch de l’Institut Max Planck d’astronomie et leurs collègues. Dans leur quête de réponses, ils ont combiné plusieurs simulations couvrant différents aspects et différentes phases de la formation des planètes.
Plus précisément, les astronomes ont construit un modèle de disque de gaz, avec trois bosses de pression à la limite des silicates devenus gazeux et les lignes de neige de l’eau et du CO. Ils ont ensuite simulé la façon dont les grains de poussière croissent et se fragmentent dans le disque de gaz, la formation des planétésimaux, la croissance des planétésimaux en embryons planétaires (de 100 km de diamètre à 2000 km) à proximité de l’emplacement de notre Terre (« 1 unité astronomique » distance du Soleil), la croissance d’embryons planétaires en planètes pour les planètes telluriques et l’accumulation de planétésimaux dans une ceinture d’astéroïdes nouvellement formée.
Dans notre propre système solaire, la ceinture d’astéroïdes entre les orbites de Mars et Jupiter abrite des centaines de corps plus petits, qui seraient des restes ou des fragments de collision de planétésimaux dans cette région qui n’ont jamais grandi pour former des embryons planétaires, sans parler des planètes.
Variations sur un thème planétaire
Une question intéressante pour les simulations est la suivante : si la configuration initiale était juste un peu différente, le résultat final serait-il toujours quelque peu similaire ? Il est important de comprendre ces types de variations pour comprendre quels ingrédients sont la clé du résultat de la simulation. C’est pourquoi Bitsch et ses collègues ont analysé un certain nombre de scénarios différents avec des propriétés variables pour la composition et pour le profil de température du disque. Dans certaines simulations, il n’y a que les bosses de pression de silicate et de glace d’eau, dans d’autres les trois.
Les résultats suggèrent un lien direct entre l’apparition de notre système solaire et la structure en anneau de son disque protoplanétaire. Bertram Bitsch de l’Institut Max Planck d’astronomie, qui a participé à la fois à la planification de ce programme de recherche et au développement de certaines des méthodes utilisées, déclare : « Pour moi, ce fut une surprise totale à quel point nos modèles étaient capables de capturer les développement d’un système planétaire comme le nôtre – jusqu’aux masses et compositions chimiques légèrement différentes de Vénus, la Terre et Mars.
Comme prévu, dans ces modèles, les planétésimaux de ces simulations se sont formés naturellement près des bosses de pression, comme un « embouteillage cosmique » pour les cailloux dérivant vers l’intérieur, qui seraient ensuite arrêtés par la pression plus élevée à la limite intérieure de la bosse de pression.
Recette pour notre système solaire (intérieur)
Pour les parties internes des systèmes simulés, les chercheurs ont identifié les bonnes conditions pour la formation de quelque chose comme notre propre système solaire : si la région juste à l’extérieur de la bosse de pression la plus interne (silicate) contient environ 2,5 masses terrestres de planétésimaux, ceux-ci pour former des corps à peu près de la taille de Mars – cohérents avec les planètes intérieures du système solaire.
Un disque plus massif, ou bien une plus grande efficacité de formation de planétésimaux, conduirait plutôt à la formation de « super-terres », c’est-à-dire de planètes rocheuses considérablement plus massives. Ces Super-Terres seraient en orbite étroite autour de l’étoile hôte, juste contre cette limite de bosse de pression la plus interne. L’existence de cette frontière peut également expliquer pourquoi il n’y a pas de planète plus proche du Soleil que Mercure – la matière nécessaire se serait simplement évaporée aussi près de l’étoile.
Les simulations vont même jusqu’à expliquer les compositions chimiques légèrement différentes de Mars d’une part, de la Terre et de Vénus de l’autre : le Soleil que l’orbite actuelle de la Terre (une unité astronomique). Les analogues de Mars dans les simulations, en revanche, ont été construits principalement à partir de matériaux provenant de régions un peu plus éloignées du Soleil.
Comment construire une ceinture d’astéroïdes
Au-delà de l’orbite de Mars, les simulations ont donné une région qui au départ était peu peuplée ou, dans certains cas, même complètement vide de planétésimaux – le précurseur de la ceinture d’astéroïdes actuelle de nos systèmes solaires. Cependant, certains planétésimaux des zones à l’intérieur ou directement au-delà s’égareraient plus tard dans la région de la ceinture d’astéroïdes et deviendraient piégés.
Au fur et à mesure que ces planétésimaux se heurtaient, les plus petits morceaux résultants formeraient ce que nous observons aujourd’hui comme des astéroïdes. Les simulations sont même capables d’expliquer les différentes populations d’astéroïdes : ce que les astronomes appellent les astéroïdes de type S, corps constitués majoritairement de silice, seraient les restes d’objets errants originaires de la région autour de Mars, tandis que les astéroïdes de type C, qui sont majoritairement contiennent du carbone, seraient les restes d’objets errants de la région située directement à l’extérieur de la ceinture d’astéroïdes.
Planètes extérieures et ceinture de Kuiper
Dans cette région extérieure, juste à l’extérieur de la bosse de pression qui marque la limite intérieure de la présence de glace d’eau, les simulations montrent le début des formations de planètes géantes – les planétésimaux près de cette frontière ont généralement une masse totale comprise entre 40 et 100 fois. la masse de la Terre, conforme aux estimations de la masse totale des noyaux des planètes géantes de notre système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus, et Neptune.
Dans cette situation, les planétésimaux les plus massifs rassembleraient rapidement plus de masse. Les simulations actuelles n’ont pas suivi l’évolution ultérieure (déjà bien étudiée) de ces planètes géantes, qui implique un groupe initialement assez restreint, à partir duquel Uranus et Neptune ont ensuite migré vers l’extérieur vers leurs positions actuelles.
Enfin, les simulations peuvent expliquer la dernière classe d’objets et ses propriétés : les objets dits de la ceinture de Kuiper, qui se sont formés à l’extérieur de la bosse de pression la plus externe, qui marque la limite interne de l’existence de glace de monoxyde de carbone. Cela peut même expliquer les légères différences de composition entre les objets connus de la ceinture de Kuiper : encore une fois comme la différence entre les planétésimaux qui se sont formés à l’origine à l’extérieur de la bosse de pression de la ligne de neige du CO et y sont restés, et les planétésimaux qui se sont égarés dans la ceinture de Kuiper à partir de la région intérieure adjacente de la planètes géantes.
Deux résultats de base et notre système solaire rare
Dans l’ensemble, la diffusion des simulations a conduit à deux résultats fondamentaux : soit une bosse de pression au niveau de la ligne de neige glace-eau s’est formée très tôt ; dans ce cas, les régions intérieures et extérieures du système planétaire se sont séparées assez tôt au cours des cent mille premières années. Cela a conduit à la formation de planètes terrestres de faible masse dans les parties internes du système, similaire à ce qui s’est passé dans notre propre système solaire.
Alternativement, si la bosse de pression eau-glace se forme plus tard que cela ou n’est pas aussi prononcée, plus de masse peut dériver dans la région intérieure, conduisant à la place à la formation de Super-Terres ou de mini-Neptunes dans les systèmes planétaires intérieurs. Les preuves des observations de ces systèmes exoplanétaires que les astronomes ont trouvées jusqu’à présent montrent que ce cas est de loin le plus probable – et notre propre système solaire est un résultat relativement rare de la formation de planètes.
Perspectives
Dans cette recherche, les astronomes se sont concentrés sur le système solaire interne et les planètes telluriques. Ensuite, ils veulent exécuter des simulations qui incluent des détails sur les régions extérieures, avec Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. L’objectif final est d’arriver à une explication complète des propriétés du nôtre et des autres systèmes solaires.
Pour le système solaire interne, au moins, nous savons maintenant que les propriétés clés de la Terre et de sa planète voisine la plus proche peuvent être attribuées à une physique assez basique : la frontière entre l’eau gelée et la vapeur d’eau et sa bosse de pression associée dans le disque tourbillonnant de gaz et la poussière qui entourait le jeune Soleil.
Référence : « Planetesimal rings as the cause of the Solar System’s planetary architecture » par Andre Izidoro, Rajdeep Dasgupta, Sean N. Raymond, Rogerio Deienno, Bertram Bitsch et Andrea Isella, 30 décembre 2021, Astronomie de la nature.
DOI : 10.1038 / s41550-021-01557-z
Le chercheur MPIA impliqué est Bertram Bitsch, un chef de groupe de recherche indépendant dans le département Planet and Star Formation, en collaboration avec Andre Izidoro, Rajdeep Dasgupta, Andrea Isella (tous Rice University), Sean N. Raymond (Université de Bordeaux) et Rogerio Deienno (Institut de recherche du Sud-Ouest).
